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48 関係: たて座デルタ型変光星、半規則型変光星、太陽系外惑星、宇宙の距離梯子、二重星、ミラ型変光星、バイエル符号、ヘンリー・ドレイパーカタログ、ヒッパルコス星表、フラムスティード番号、分光連星、りょうけん座アルファ2型変光星、わし座、わし座ラムダ星、わし座デルタ星、わし座ベータ星、わし座イータ星、わし座イプシロン星、わし座ガンマ星、わし座クシー星、わし座クシー星b、わし座シータ星、わし座ゼータ星、わし座V606星、アルゴル型変光星、アルタイル、ガス殻星、ケフェイド変光星、スペクトル分類、ストラスブール天文データセンター、光年、Be星、等級 (天文)、絶対等級、炭素星、食変光星、褐色矮星、超新星残骸、赤緯、赤経、連星、HD 183263、VB 10、恒星、欧州宇宙機関、星座別の恒星の一覧、明るい恒星の一覧、新星。
たて座デルタ型変光星
たて座δ型変光星（たてざデルタがたへんこうせい）は、脈動変光星の一種で、恒星表面における動径脈動及び非動径脈動の両方の原因によって光度が変化する変光星である。 通常、数時間のうちに0.003から0.9等級の範囲で明るさが変動するが、変動の周期や幅は恒星によって大きく異なる。スペクトル型はA0からF5の巨星・準巨星または主系列星である。ヘルツシュプルング・ラッセル図ではこと座RR型変光星と主系列の間に位置するが、こと座RR型変光星が種族IIの年老いた星なのに対し、たて座δ型変光星は種族Iの若い星である。 この種類の変光星のプロトタイプは、たて座δ星であり、4.65時間の周期で+4.60から+4.79まで明るさが変化する。この種類の変光星として他に有名なものには、ベガ、アルタイル、しし座β星（デネボラ）、カシオペヤ座β星、とも座ρ星等がある。.
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半規則型変光星
半規則型変光星（はんきそくがたへんこうせい、semiregular variable）は、かなり周期的に変光することもある一方時々不規則な光度変化をすることもある渡辺努「OBSERVER'S GUIDE 変光星」、『月刊天文』2002年11月号、地人書館、98頁。、中期から晩期のスペクトル型を持つ巨星または超巨星である。周期は20日から2000日以上であるが、光度曲線の形は様々で一定していない。変光範囲は数百分の数等級から数等級である。 半規則型変光星は、いくつかの細分類に分けられる。従来はSRA・SRB・SRC・SRDの4つに細分類されていたが、2001年に発行されたName List 76で新たな細分類としてSRSが加わった。 球状星団M13は、11.95等から12.25等の数十個の赤色変光星を含み、周期は43日 (V24) から97日 (V43) である。.
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太陽系外惑星
太陽系外惑星（たいようけいがいわくせい、Extrasolar planet, Exoplanet）とは、太陽系にとっての系外惑星、つまり、太陽系の外にある惑星である。 多くは（太陽以外の）恒星の周りを公転するが、白色矮星や中性子星（パルサー）、褐色矮星などを回るものも見つかっており、他にもさまざまな星を回るものが想定される。自由浮遊惑星（いかなる天体も回らない惑星大の天体）を惑星に含めるかどうかは議論があるが、発見法が異なることなどから、系外惑星についての話題の中では自由浮遊惑星は別扱いすることが多い。 観測能力の限界から実際に発見されずにきたが、1990年代以降、多くの系外惑星が実際に発見されている。 ドップラー法.
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宇宙の距離梯子
宇宙の距離梯子（うちゅうのきょりはしご）とは、宇宙に存在する天体の、地球からの距離の測定方法の総称である。地球から遠方にある天体の距離を直接測る方法は複数提案されているが、それぞれには限界があったり、または期待される値の精度が距離によって制約されるなどの問題があり、使い分けを余儀なくされている。そのため、天体の距離判定は天文学における難問のひとつとなっている。 現状では広大な宇宙にあるすべての天体距離を測る統一的方法が存在しないため、ひとつの方法で近い天体の距離を測定し、それを基準に別な方法でさらに遠方の天体距離を求め、これを繰り返さざるを得ない。この過程が、高低差がある地面に梯子を架けながら徐々にステップを踏み進んでいく様に似ていることから、距離梯子という名で呼ばれている。 以下、一般的な距離梯子について、近距離から順に解説する。.
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二重星
二重星（にじゅうせい）は地球上から見る恒星が同じ方向に近接して見える物を指す。肉眼では1つの星に見えるが、望遠鏡などで観測する事によって2つに分解する。お互いの星が引力で引き合って軌道を描いている物は「連星」と言う。連星には、実視連星、分光連星、食連星などがある。また、地球から見た方向のみが一致している物を「見かけの二重星」と言う。.
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ミラ型変光星
ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mira star)は、脈動変光星の1種である。くじら座のミラから名づけられた。非常に赤く、脈動周期は100日より長く、変光範囲が可視光で2.5等級より大きい（赤外線では1等級より大きい）という特徴を持つ。恒星の進化の最終段階の赤色巨星であり、数百万年の間に、外層を惑星状星雲として吹き飛ばし、白色矮星になる。 ミラ型変光星は、太陽質量の2倍よりも小さいと考えられるが、外層が膨張して非常に大きくなっているため、太陽の数千倍も明るくなりうる。恒星全体が膨張、収縮することで脈動していると考えられている。これにより半径とともに温度が変化し、光度の変化を引き起こす。脈動の周期は、恒星の質量と半径の関数になる。ミラ型変光星の当初のモデルでは、この過程によって球対称は保たれると考えられていたが、近年の調査で、IOTA(Infrared Optical Telescope Array)で観測されるミラ型変光星の75%は球対称ではないことが明らかとなった。この結果は、以前の各々のミラ型変光星の観測結果と一致し、これにより現在ではスーパーコンピューターでミラ型変光星の3次元モデルが得られている。 ほとんどのミラ型変光星は、その挙動や性質に共通性を持つが、実際には、年齢、質量、脈動周期、化学組成等に多様性を持つ異質な恒星が集まった分類である。例えば、うさぎ座R星は炭素のスペクトルを持ち、核を構成する物質が表面に移送されていることを示している。この物質は、しばしば恒星の周囲に塵の覆いを作り、周期的な明るさの変化をもたらす。ミラ型変光星の中には、自然のメーザー源になっているものもある。 また、ミラ型変光星の中には、時間が経つに従って、数十年から数世紀の単位で、脈動の周期が大きく変わるものもある。これは、核の近くのヘリウムの殻が一時的に密度が高くなって熱せられ、核融合が起こるためだと考えられている。この過程は全てのミラ型変光星で起こると予測されるが、恒星の生涯に比べると比較的この期間が短く、既知の数千個のミラ型変光星のうち、うみへび座R星等の数個でしか観測できていない。 ミラ型変光星は、明るさが大きく変化するため、アマチュア天文学者の観測のターゲットとして人気がある。ミラを含むいくつかのミラ型変光星は、信頼性のある観測データを数世紀も遡って得ることができる。 ミラ型変光星は比較的金属量が豊富な環境で生まれると考えられてきたが、非常に金属量が枯渇したろくぶんぎ座矮小楕円体銀河(~-2)でミラ型変光星が発見された。.
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バイエル符号
バイエル符号（バイエルふごう、Bayer designation。バイエル記号、バイヤー記号、バイエル名などとも）は、ドイツの法律家ヨハン・バイエルが1603年に星図『ウラノメトリア』で発表した、恒星の命名法である。その後、他の天文学者によって追加や修正されたものも同様に「バイエル符号」と呼ばれる。 『ウラノメトリア注解』1697年版（オクラホマ州立大学付属図書館 蔵）より小熊座。第2欄に見えるギリシア文字がバイエル符号。 バイエルは、星座ごとに等級順にギリシャ文字小文字などでα, β, γ, …… と名づけた。これに星座名の属格をつけ、α Centauriのように表す。表し方には次のようなバリエーションがある。.
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ヘンリー・ドレイパーカタログ
ヘンリー・ドレイパーカタログ (Henry Draper Catalogue、HD、HDカタログ) とは、地球から見える225,000個以上の明るい恒星についての天文学的および分光学的データを集めた星表（天体カタログ）である。 このカタログは1918年から1924年にかけて第1版が出版された。エドワード・ピッカリングの監修の下でアニー・ジャンプ・キャノンとハーバード大学天文台の同僚によって編集され、未亡人を通して資金を寄付したヘンリー・ドレイパーの名前が冠された。 このカタログには、肉眼で見える限界の約50分の1の明るさを持つ9等星までの恒星が収められた。このカタログは全天をカバーしたもので、初めて星をスペクトル分類ごとに分けたものとして評価されている。.
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ヒッパルコス星表
ヒッパルコス星表（ヒッパルコスせいひょう、Hipparcos Catalogue）は118,218星が収録されている星表である。ヒッパルコス全天星図とも呼ばれる。略称はHIPとされることが多い。.
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フラムスティード番号
フラムスティード番号（フラムスティードばんごう、Flamsteed numbers、Flamsteed designation）（フラムスティード名2015-07-06閲覧、フラムスティード数新装改訂版 星座の神話 -星座史と星名の意味- 4版 p62 原恵著 恒星社厚生閣 ISBN 978-4-7699-0825-8）は、恒星の命名法である。 一般的にはイギリスの天文学者ジョン・フラムスティードが考案したとされるが、実際にはフラムスティードではない天文学大事典 初版 p594 地人書館 2007年 ISBN 978-4-8052-0787-1。『大英恒星目録』(Historia coelestis Britannica)および『天球図譜』(Atlas Coelestis)の初版（ともにイギリスで刊行）には記載はない。はじまりは、ジェローム・ラランドによる1783年発行のフラムスティード星表のフランス語訳版、あるいはアイザック・ニュートンやエドモンド・ハレーによってフラムスティードの許可なしに刊行された予備版の星表などが考えられるが、定かではない。 星座ごとの通し番号と、星座名の属格で表す。約100年前に発表された、アルファベットと星座名の属格を使うバイエル符号に似ているが、主要な違いは次のとおり。.
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分光連星
分光連星（ぶんこうれんせい）は、望遠鏡を使用しても分離できなくとも、周期的なスペクトル線の移動やパルス周期の変動など、スペクトルの特徴の周期的な変化によって2つ以上の天体からなることを検出できる連星のこと。1889年に、ヘルマン・カール・フォーゲルとエドワード・ピッカリングによって、それぞれ独立に発見された。 これに対し、望遠鏡で分離できるものを実視連星という。.
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りょうけん座アルファ2型変光星
りょうけん座α型変光星 (α CVn variable) とは、天体の自転に伴って変光を示す回転変光星の一種である。これらの星は、ケイ素・ストロンチウム・クロムの顕著な線スペクトルが見られる化学特異星で、磁場の強い主系列星と考えられている。スペクトル型はB8pからA7pの範囲に分布し、典型的な変光周期は0.5から160日、変光の幅は0.01から0.1等級である。なお、変光星型の由来となったりょうけん座α星は連星系りょうけん座α星に属する恒星で、5.47日の周期で0.14等級の変光を示している。 りょうけん座α型変光星の線スペクトル強度は変光と同じ周期で変動している。これらの周期は恒星の自転周期に一致すると考えられている。恒星の磁場によって大気中の金属元素の分布が不均一になり、さらに表面の光度にも地域差が生じていることが原因と推定されている。.
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わし座
わし座（鷲座、Aquila）は、トレミーの48星座の1つ。日本では夏の星座とされる。 α星は、全天21の1等星の1つであり、アルタイル（七夕の彦星）と呼ばれる。アルタイルと、はくちょう座のα星デネブ、こと座のα星ベガの3つの1等星で、夏の大三角と呼ばれる大きな二等辺三角形を形成する。.
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わし座ラムダ星
わし座λ星は、わし座の恒星で3等星。.
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わし座デルタ星
わし座δ星は、わし座の恒星で3等星。 過去にはアンティノウス座に使用されたり、この星とη星とθ星の3星をアラブ人が「Al Mizan」と呼んだ天秤とされた事もあった。.
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わし座ベータ星
わし座ベータ星 (β Aql) は、わし座の恒星で4等星。.
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わし座イータ星
わし座η星（わしざイータせい、η Aql, η Aquilae）は、天の赤道近くわし座の方角にある恒星である。かつてのアンティノウス座の一部でもあった。わし座では明るい恒星の1つである。.
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わし座イプシロン星
わし座ε星(ε Aquilae, ε Aql)は、わし座の恒星で4等星。.
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わし座ガンマ星
わし座ガンマ星 (γ Aql) は、わし座の恒星で3等星。.
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わし座クシー星
わし座ξ星（わしざクシーせい、Xi Aquilae, ξ Aql）は、わし座の恒星で5等星。黄色巨星。.
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わし座クシー星b
わし座ξ星b（わしざクシーせいb、Xi Aquilae b）は、わし座の方角に約200光年離れた位置にある太陽系外惑星である。.
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わし座シータ星
わし座θ星（）は、わし座にある3等星の連星系である。見かけの視等級は3.22等で、わし座の中では4番目に明るい。.
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わし座ゼータ星
わし座ζ星はわし座の恒星で3等星。.
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わし座V606星
わし座V606星（V606 Aquilae、V606 Aql）は、1899年にわし座に出現した新星である。.
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アルゴル型変光星
アルゴル型変光星（アルゴルがたへんこうせい）は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地球からの方角と一致している。冷たい一方の星が熱いもう一方の星の前を通過すると、後者からの光が遮蔽され、地球から見た連星の合計の光度が一時的に低下し、最も光度の小さい状態になる。熱い方の星が冷たい方の星の前面を通過する時は、2番目に光度の小さい状態になる。 上記の2つの状態間の周期は非常に規則的で、公転周期によって決まる。ほとんどのアルゴル型変光星は非常に接近した連星で、そのため公転周期は短く、通常は数日である。既知の最も短い周期は、おとめ座HW星の0.1167日（2.48時間）で、既知の最も長い周期は、の69.1年である（従来はぎょしゃ座ε星の9892日（27年）が最長であった）。ぎょしゃ座ε星は、近年の観測により主星が巨大な円盤に覆われた伴星により掩蔽されることが判明した。TYC 2505-672-1も同様であると考えられている。 通常、光度の変化は1等級の桁であり、既知の最も大きい光度変化は、わし座V342星の3.4等級である。恒星のスペクトル型に制約はないが、多くの場合は明るい方の恒星はB、A、F、G型である。 アルゴル型変光星に似た変光星としてこと座β型変光星やおおぐま座W型変光星がある。これらはアルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。.
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アルタイル
アルタイル（Altair アルテア）は、わし座α星、わし座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。七夕の彦星（ひこぼし、牽牛星（けんぎゅうせい）とも）としてよく知られている。こと座のベガ、はくちょう座のデネブとともに、夏の大三角を形成している。.
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ガス殻星
地球から見える最も明るいガス殻星であるアケルナルの模式図 ガス殻星（がすかくせい、shell star）、シェル星は、スペクトル中に、赤道周囲にガスの円盤を持つことが示される恒星である。物質の流出のため、光度は不規則に変化する。ガス殻星は高速で自転し、その機構に一定の説明を与えているが、未だ謎が残っている。スペクトル型はO7.5からF5であるが、高速の自転と円盤の存在により、スペクトル中の吸収線の幅はかなり広がっている。自転の速度はおおよそ200から250km/sで、自転による加速度が恒星を破壊する寸前である。通常のスペクトルの特徴が変化する放出線によって上書きされるため、スペクトルその他の性質は解釈が難しく、そのため光度階級や正確なスペクトル型は誤認されやすい。 変光星の場合、カシオペヤ座γ型変光星（カシオペヤざガンマがたへんこうせい、Gamma Cassiopeiae variable、GCAS）に分類される。.
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ケフェイド変光星
フェイド変光星（ケフェイドへんこうせい、Cepheid variable）は、HR図上でケフェイド不安定帯に属する脈動変光星。セフェイド変光星、セファイド変光星、ケファイド変光星とも表記。.
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スペクトル分類
ペクトル分類（スペクトルぶんるい、spectral classification）は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectral type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型とも）と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。.
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ストラスブール天文データセンター
トラスブール天文データセンター(仏、Centre de données astronomiques de Strasbourg、英、Strasbourg Astronomical Data Center)は天文情報の収集・配布をするデータセンターである。フランスのストラスブールにあるストラスブール天文台内にデータセンターが存在する。このデータセンターは、1972年にCentre de Données Stellairesの名で設立された。現在の名前に変更されたのは1983年である。1990年代にはインターネット技術を用いたオンラインサービスを始めた。現在提供されているオンラインサービスは次のとおりである。.
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光年
光年（こうねん、light-year、Lichtjahr、記号 ly）は、主として天文学で用いられる距離（長さ）の単位であり、正確に 、約9.5兆キロメートルである。1981年まではSI併用単位であった。.
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Be星
速自転により形が扁平なアケルナル Be星（びーいーせい、Be star）（B型輝線星、Be型星）は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。 Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。これらはB超巨星（sgBと表記される）やハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B、共生星B、その他のカテゴリーに細分される。 Be星であることが最初に確認された恒星は、1866年にアンジェロ・セッキによって観測されたカシオペヤ座γ星であり、これはスペクトル中に輝線が観測された最初の恒星であった。20世紀初めに輝線が形成される過程が解明され、これらの線は恒星そのものではなく、周囲の環境が起源であることが明らかとなった。今日では、観測される全ての特徴が、恒星から放出されるガスの円盤で説明されている。赤外過剰と直線偏光は、円盤で恒星の光が散乱されるためであり、輝線の形成は、恒星からの紫外線がガスの円盤で再処理されるためであることが分かった。 Be星は公転速度が速いことが知られており、干渉法によるアケルナルの回転歪みの測定でも実証されている。しかし、回転だけでは円盤の形成には十分ではなく、さらに他に、磁場や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。 Be星は変光星であることが多く、GCAS（カシオペヤ座γ型変光星）やBE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星）などに分類される。.
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等級 (天文)
天文学において等級（とうきゅう、magnitude）とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。 等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.
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絶対等級
絶対等級（ぜったいとうきゅう）とは、天体が仮に我々から見てある基準となる距離にあったとしたときの、その天体の視等級（見かけの等級、m）である。絶対等級を用いると、天体までの距離を考えないで、色々な天体の明るさを比較することが出来る。.
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炭素星
炭素星（たんそせい、Carbon star）は、典型的な漸近巨星分枝星で、その恒星大気中に酸素よりも炭素が多く含まれている赤色巨星である。2つの元素が大気上層で結合して一酸化炭素を形成することによって恒星大気中の酸素が消費されてしまうため、他の炭化物を作るのに自由な炭素原子が残り、恒星大気はすすけた状態となり、際立って赤く見えるようになる。 太陽のような通常の恒星では、大気中に炭素よりも酸素の方が多い。このような炭素星としての特質を示さず、一酸化炭素分子を作る程度に温度の低い星は「酸素星」と呼ばれることもある。 炭素星は特異なスペクトル型を示し、天体分光学が始まった1860年代にアンジェロ・セッキによって初めて確認された。.
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食変光星
アルゴル型食変光星の変光の原理（動画）。実際は、青白い主星の方が、赤色がかった伴星より半径が小さい場合がほとんどである。動画の例では、食が皆既食・金環食なので、実際の光度曲線は食の中央が平坦になる。 食変光星（しょくへんこうせい）(eclipsing variable (star))とは、共通重心の周りを回る2つの星が互いの光を覆い隠し合うことによって、みかけの明るさ（2星の合成光度）が変わるタイプの変光星である。そのため、食変光星は必ず連星系を形成している。また、地球から見てこの連星系が食変光星に見えるためには、2つの星の軌道面が、地球と連星系とを結んだ直線を含む平面の近くに存在する必要がある。一般的に、恒星自身の明るさは変わらず、規則的に変光するのが特徴である（ただし、後述するカシオペヤ座RZ星のように、連星系の一方が脈動変光星の場合はこの限りではない）。なお、「食変光星」は変光星としての分類であり、連星の分類として食連星（しょくれんせい）(eclipsing binary)と呼ばれることもある。.
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褐色矮星
褐色矮星（かっしょくわいせい、英：brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない天体。.
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超新星残骸
プラーの超新星SN 1604の超新星残骸の多波長合成画像 大マゼラン雲の超新星残骸N49の多波長合成画像 超新星残骸（ちょうしんせいざんがい、supernova remnant、SNR）は、恒星が超新星爆発した後に残る構造である。超新星残骸は、爆発により拡張する衝撃波によって区切られ、恒星からの噴出物と星間物質によって構成される。 恒星が超新星爆発に至るには主に2つの道がある。.
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赤緯
赤緯（せきい、declination）は、天体の位置を表す値。Dec、Decl、δと略して表記される。通常、赤経と合わせて使われる。.
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赤経
赤経（せきけい/せっけい、right ascension）は、天体の位置を表す値。RA、αと略して表記される。通常、赤緯と合わせて使われる。.
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連星
連星（れんせい、）とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星（ふたごぼし）とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.
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HD 183263
HD 183263は、わし座の方角に約180光年の位置にある8等級の恒星である。 この恒星は燃料の水素がほぼ尽きかけており、最終的には赤色巨星を経て、白色矮星となって死を迎える。絶対等級は4.15と太陽の4.83等級よりも明るく、表面温度もやや高い。.
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VB 10
VB 10（グリーゼ752B、ファン・ビースブルック星）は、わし座の方向に、地球から約19光年離れた位置にある赤色矮星である。.
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恒星
恒星 恒星（こうせい）は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.
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欧州宇宙機関
欧州宇宙機関（おうしゅううちゅうきかん、, ASE、, ESA）は、1975年5月30日にヨーロッパ各国が共同で設立した、宇宙開発・研究機関である。設立参加国は当初10か国、現在は19か国が参加し、2000人を超えるスタッフがいる。 本部はフランスに置かれ、その活動でもフランス国立宇宙センター (CNES) が重要な役割を果たし、ドイツ・イタリアがそれに次ぐ地位を占める。主な射場としてフランス領ギアナのギアナ宇宙センターを用いている。 人工衛星打上げロケットのアリアンシリーズを開発し、アリアンスペース社（商用打上げを実施）を通じて世界の民間衛星打ち上げ実績を述ばしている。2010年には契約残数ベースで過去に宇宙開発などで存在感を放ったソビエト連邦の後継国のロシア、スペースシャトル、デルタ、アトラスといった有力な打ち上げ手段を持つアメリカに匹敵するシェアを占めるにおよび、2014年には受注数ベースで60%のシェアを占めるにいたった。 ESA は欧州連合と密接な協力関係を有しているが、欧州連合の専門機関ではない。加盟各国の主権を制限する超国家機関ではなく、加盟国の裁量が大きい政府間機構として形成された。リスボン条約によって修正された欧州連合の機能に関する条約の第189条第3項では、「欧州連合は欧州宇宙機関とのあいだにあらゆる適切な関係を築く」と規定されている。.
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星座別の恒星の一覧
星座別の恒星の一覧（せいざべつのこうせいのいちらん）は、国際天文学連合の定めた星座ごとに属する恒星の一覧である。全天は88の星座に分かれているが、へび座は東西に分けられるため、実際には89に分割されている。 いずれの星座にも属さない唯一の恒星は、太陽である。太陽は黄道に沿って、黄道十二星座とへびつかい座の合計13の星座を通過する。.
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明るい恒星の一覧
明るい恒星の一覧（あかるいこうせいのいちらん）は地球から見た視等級順の恒星の一覧である。.
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新星
新星（しんせい）は、激変星の一種である。恒星（白色矮星）の表面に一時的に強い爆発が起こり、それまでの光度の数百倍から数百万倍も増光する現象を言う。英語やヨーロッパの言語の多くではノヴァ (nova、複数形 novae) と呼び、変光星の分類としてはN型と言う。他の類似の激変星と区別するために古典新星 (classical nova) と言うこともある。 超新星と名前が似ており、大きく分類すれば同じ激変星であるが、発生原因や増光の原理は大きく異なる。また、「新しい星」が生まれる現象でもない。.
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